CCD恒星光度测量方法研究进展
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图片说明: 4期杨光普,等:CCD恒星光度测量方法研究进展像(去除了宇宙射线、扣除了暗流和本底、进行过平场改正)孔径测光的基本流程是:l)找星;2)在给定的孔径内Na个像素中确定星像的中心,即星像定心;3)确定孔径附近的天光背景强度值B;4)把落入孔径中所有的像素值相加得总强度值Fa;5)确定星体的仪器星等二,=一2.5109【Fa一Na只到;6)进行孔径改正△二‘;7)最后得到的仪器星等二=二‘+△二‘。由仪器星等转化为标准星等系统的过程不在本文中涉及,标准星等系统介绍和转化方法可参考文献!8一10]。剔丫殊33⑧29@.今。.二.::,,.。二,.二..5‘杯。争;1.﨑番侧..淞.卜..J口乙父..--l..….7…34.。......::58砚.45@图1疏散星团NGc3293部分星像图lv]图像中的5号、33号、34号等恒星都是完全孤屯的。图向1才旨向北方向,向左指向东方向。2.1找星通常一幅CCD图像包括目标源、天光背景以及噪声,目标的检测是考虑到噪声的统计分布,检测到统计上仅有极小可能是由噪声引起的高出背景值的(即显著的)那些像素值。为有效地检测目标,经常采用滤波法以减弱噪声的相对影响,而同时基本保留来自目标的物理信号。CCD图像中恒星的流强大部分集中在图像傅里叶变换谱的低频和中频区段,噪声则在较高频段主导;因此,一个能降低高频成分幅度的滤波掩模(滤波器)就能减弱噪声对恒星检测的影响。在图像处理中,这样抑制噪声影响一般用低通滤波器与CCD图像卷积来实现。以下是几种常用的检测方法。(l)匹配滤波掩模,这是检测信号常用的滤波掩模{“’‘2,。对天文图像,用接近实际天体
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图片说明: 夤庵心?合出来(如DoPHoT!‘,)。2.4孔径内星像光流强相加得到仪器星等CCD孔径测光最基本的任务就是精确测量所有落在孔径内的光子计数,见图扩‘{。一般地,星体的仪器星等尺、__,Fn一S‘;xB、了“=一2·519(了-一)=一2·吕19咬一一一下,二一一一),又。)1已一IC其中Fa是探测到的孔径内的总光子计数(或总强度),F*是落入孔径内的来自恒星的光子计数,Sa是孔径的面积(以像素为单位),B是单位像素里天光背景值。因此,准确的星体仪器星等值的前提是获取准确的Fa、S。和B,其中背景B见2.3节,叹,的计算则见后;这里图3一个位于CCD阵列仁的圆孔径[2‘]完整像素(黑色)整个位于孔径内孔径边缘L的像素部分位于孔径内,称为部分像素(灰色)。AFa一二叭(7)。,和I‘分别是孔径内第2个像素(可完全或部分地在孔径门曰,石从:4]内,见图3)的面积和强度值,A是孔径里的像素总数。第,个像素为完整像素,则。,一1;否则,0<。,<1。在DAoPHoT和APPHoT中{2设:*是第乞个像素中心到星像中心的距离,R是孔径的半径,则当r,<R一0.5、r,>R+0.5和R一0.5<:;<R+0.5时,ai分别为1、0和!(R+0.5)一司·以上这种方法是把边缘像素的孔径内面积随与星像中心距离的变化近似为线性关系,孔径半径增加△:(△:三l)时,孔径内边缘像素增加的面积大致正比于(△,.)“+2:△r。在:较大时线性近似较有效(因2r△r》△l.z为主导项)。反之,所用孔径比较小时(即r二1与△:最大值可比),用这样线性近似的方法就会出现很大的误差,实际例子见于对哈勃望远镜WFPCZ得到的CCD星像进行孔径测光,孔径半径只有2~3个像素。更精确的ccD孔径测光需更精确计算像素的面积。Migllen和Ricll为此提出QUADPX法‘,4},把位于孔径边缘的每个像素等分为4个子像素,孔径边缘的。,是中心位于
【作者单位】: 中国科学院国家天文台/云南天文台;中国科学院天体结构与演化重点实验室;中国科学院研究生院;
【基金】:中国科学院2009年度百人计划资助项目
【分类号】:TP391.41;P12
【共引文献】
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本文编号:2514596
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